Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.roscosmos.ru/media/files/docs/3/why_mars_new.doc Дата изменения: Thu Sep 5 08:36:49 2013 Дата индексирования: Fri Feb 28 00:58:00 2014 Кодировка: koi8-r

ПОЧЕМУ МАРС?


В.Н. Жарков,


|В.И. Мороз |



Опубликована в шестом номере журнала «Природа» в 2000г.


В.О. Ключевский на вопрос, зачем мы изучаем историю своей страны,
ответил - чтобы лучше понять самих себя. На вопрос - почему мы изучаем
Солнечную систему, можно ответить - чтобы понять свое место в ней и во
Вселенной. Центральной задачей планетных исследований является создание
научной теории образования и эволюции тел Солнечной системы - планет, их
спутников, малых тел (комет, астероидов). Особо следует выделить проблему
построения теории образования и эволюции Земли, способной дать прогноз
дальнейшего ее развития. Это может быть сделано только в рамках
сравнительной планетологии [1].

Марс с данной точки зрения представляет исключительный интерес.
Поэтому не удивительно, что в исследованиях Солнечной системы при помощи
космических аппаратов ему уделялось большое внимание. Перечень марсианских
миссий выглядит весьма внушительно: пролетные аппараты - Маринер-4 (1965
г.), Маринер-6 и 7 (1969 г.), Марс-4 (1974 г.); искусственные спутники
Марса - Маринер-9, Марс-2 и 3 (1971 г.), Марс-5 (1974 г.), Викинг-1 и 2
(1976 г.), Фобос-2 (1989 г.), Марс Глобал Сервейор (1997 г., продолжает
работать и сейчас); посадочные аппараты Марс-6 (1974 г.), Викинг-1 и 2
(1976 г.), Марс Пасфайндер с марсоходом Соджорнер (1997 г.). Полученные
результаты легли в основу современных представлений о поверхности,
внутреннем строении и атмосфере Марса.

Бум, который в настоящее время наблюдается в науке о Марсе, связан, с
одной стороны, с надеждой получить информацию о том, как формировалась
Земля и о ранней эпохе её развития, и, с другой стороны, выяснить
действительно ли на раннем Марсе были условия для возникновения
биологической активности. В статье пойдет речь, главным образом, о месте
Марса в сравнительной планетологии

В науке о Марсе важную роль играет изучение SNC метеоритов, которые,
вероятно, имеют марсианское происхождение и представляют собой куски пород
марсианской коры. Данные, полученные в миссии «Марс Пасфайндер», не
противоречат гипотезе о марсианском происхождении SNC метеоритов (полный
научный отчет о результатах этой миссии опубликован в [2]). На основе
анализа изотопных систематик Sm-Nd и Hf-W в SNS метеоритах [3,4] показано,
что дифференциация Марса - образование ядра и выделение коры - произошло в
течение первых 100 млн. лет, т.е. очень быстро. Это можно рассматривать как
прямое указание на эффективно горячее происхождение планеты.

Следующий вопрос, который подогревает интерес к изучению Марса, это
существуют ли доказательства биологической активности на красной планете?
Анализ бурных событий в этой области за последние несколько лет дан в
статье [5]. Ниже мы дадим краткое резюме по текущему состоянию проблемы.


Роль метеоритной бомбардировки

Постепенно становится ясным, что заключительная катастрофическая
метеоритная бомбардировка являлась одной из важнейших эпох в истории Луны,
Земли и Марса. На Луне следы этой бомбардировки сохранялись в виде
гигантских круговых морей и крупных кратеров. На Земле эти следы полностью
стерты. Марс занимает промежуточное положение - на нем можно обнаружить
некоторые последствия этих событий. Например, на кратерированном древнем
южном полушарии это гигантские кратерные бассейны Эллады (рис.1) и Аргир.
На более молодом северном полушарии следы гигантских круговых кратерных
бассейнов стерты последующими геологическими процессами. На Луне круговые
моря являются масконами - это понижения, характеризующиеся положительными
гравитационными аномалиями, которые свидетельствуют о концентрации массы
вблизи поверхности. По этому показателю, в северном полушарии Марса,
бассейн Исидис скорее всего является реликтом марсианского кругового моря.
Более надежно эффекты описываемых событий смогут быть выявлены после
широкомасштабных исследований Марса с помощью космических аппаратов,
абсолютного датирования, создания и нормировки кратерной временной шкалы.

Наибольшее изменение в истории Марса, скорее всего, связано с тем, что
катастрофическая бомбардировка по существу разрушила имевшуюся в то время
плотную атмосферу планеты, в результате чего теплый влажный климат сменился
климатом близким к наблюдаемому в настоящее время.

На Луне круговые моря и гигантские кратеры имеют датировки. Эпоха
катастроф началась примерно 4.1 млрд. лет назад (этот возраст имеет
гигантский кратерный бассейн Аиткен с диаметром равным примерно 2250 км,
расположенный у южного полюса Луны). Эпоха катастроф закончилась примерно
3.8 млрд. лет назад - дата образования Моря Восточного. Катастрофическая
метеоритная бомбардировка завершила формирование лика Луны.

Данные, полученные при помощи космических аппаратов серии «Аполлон»
привели к важным выводам [1]: Луна и планеты Земной группы (Меркурий,
Венера, Земля и Марс) имеют горячее происхождение, т.е. в конце процесса
формирования их недра были сильно разогреты и, возможно, частично
расплавлены. Факт быстрого образования мощной коры на Луне привел к
становлению новой идеи, согласно которой планеты земной группы в
заключительной фазе своего формирования проходили через стадию «океана
магмы». Под «океаном магмы» понимается частично расплавленный мощный
наружный слой, заканчивающей рост планеты. Он перемешивается падающими
планетезималями - телами астероидных размеров. Измерение абсолютного
возраста лунных пород, доставленных на Землю, позволило установить
временную кратерную шкалу - определение возраста поверхности по плотности
расположенных на ней кратеров.

Аппел и Мурбат в обзоре «Исследование древнейших земных геологических
записей в Гренландии» [6] указывают на то, что пока на Земле не обнаружено
следов катастрофической метеоритной бомбардировки, закончившейся примерно
3.8 млрд. лет тому назад. Несмотря на то, что Земля как планета
сформировалась примерно 4.5 млрд. лет назад, наиболее древние образцы
горных пород, отобранные in situ имеют, возраст примерно 3.8 млрд. лет.
Древнейшие следы биологической активности в осадочных породах на Земле
имеют возраст на 50-100 млн. лет моложе. Наиболее древние ископаемые,
имеющие клеточное строение имеют возраст примерно 3.4 - 3.5 млрд. лет и
встречаются в осадочных породах из южной Африки и западной Австралии. На
Земле эпоха от 4.5 млрд. лет до 3.8 млрд. лет, о которой на поверхности не
осталось следов, изучается с помощью изощренных изотопных методов
примененных к образцам горных пород извлеченных из мантии и атмосферным
газам. Эти исследования указывают на то, что уже 4.4 - 4.3 млрд. лет тому
назад химическая дифференциация и дегазация Земли практически была
завершена.

Как известно [1] тепловой поток из планетных недр характеризует
основной масштаб внутренней энергетики планеты и определяет интенсивность
её тепловой эволюции. По оценкам, тепловой поток из недр Земли первые 0.6
млрд. лет был более чем в пять раз больше современной теплопотери. Это
означает, что, не располагая данными о жизни планеты в то время, мы не
можем судить о начальной её эволюции, которая по своему масштабу
эквивалентна эволюции в последние 3 млрд. лет.

Данные о ранней Земле могут быть получены при рассмотрении эволюции
лунной орбиты [7]. Из-за приливного трения Луна, после своего образования
отодвигается от Земли. Анализ, выполненный в [7] показал, что до эпохи
катастрофической бомбардировки Луна отодвигалась от Земли за счет
приливного трения в теле Земли. Такая ситуация соответствует планете
покрытой водной оболочкой - глобальным океаном. Катастрофическая
бомбардировка привела к возникновению и росту континентального сегмента
Земли, появлению мелководья - разрушение приливных волн на котором,
приводит к более мощному механизму приливного трения. Таким образом, после
эпохи катастрофической бомбардировки, отодвигание Луны от Земли связано с
приливным трением океанских приливов. История континентов на Земле
рассмотрена в обзоре Роджерса [8]. Заметим лишь, что первый континент
образовался примерно 3 млрд. лет тому назад.

Мы уже отмечали, что поверхность Марса хранит следы событий, которые
происходили в зоне планет земной группы до эпохи катастрофической
бомбардировки. Одной из важнейших задач при исследовании Марса является
сбор данных об этой ранней эпохе, которые также помогут нам продвинуться в
разработке теории ранней Земли.

Проблема ранней эволюции планет земной группы в связи с изменениями
светимости Солнца.

Теория образования и внутреннего строения звезд приводит к выводу, что
светимость раннего Солнца была примерно на 30 % меньше современной [9]. Это
заключение получено на основе детальных численных моделирований эволюции
звезд. По достижении температуры в центре звезды значений, достаточных для
начала термоядерных реакций и превращения водорода в гелий, Солнце вступает
на главную эволюционную ветвь звездной последовательности. «Горение»
водорода сопровождается выигрышем объема, то есть происходит сжатие
вещества, которое сопровождается увеличением температуры. Скорости
термоядерных реакций быстро нарастают с ростом температуры. Все это
приводит к росту температуры излучающей поверхности звезды и увеличению ее
площади поверхности. Расчет как раз и показывает, что в эпоху выхода Солнца
на главную последовательность 4.6 млрд. лет тому назад его светимость была
примерно на 30% меньше современной. Рост светимости Солнца со временем
может быть описан линейным законом.

Низкая светимость молодого Солнца указывает на то, что на ранних Земле
и Марсе должны были быть атмосферы, обеспечивающие заметный парниковый
эффект. Об этом свидетельствуют данные, согласно которым на Земле в Архее
был теплый влажный климат. Аргументы в пользу раннего теплого, влажного
Марса приведены в работе [10]. Автор статьи [10] отмечает, что кратеры с
диаметром в несколько десятков километров на территориях с возрастами
старше ~ (3.8 - 3.5) млрд. лет обнаруживают разную степень старения. По его
оценке, в эту раннюю эпоху (до заключительной тяжелой бомбардировки
планеты, разрушившей раннюю плотную атмосферу) скорость эрозии кратеров
составлена (10 микрон/год. Напротив эрозия кратеров образовавшихся в более
поздние эпохи резко уменьшилась и составляла не более 0,01 микрон/год.
Модели теплого влажного Марса рассмотрены в работе [11].

По-видимому, относительно теплый климат на Земле и Марсе в ранние
эпохи обеспечивался парниковым эффектом в атмосферах, богатых углекислым
газом при небольшой примеси водяного пара [12]. Впервые эту модель
предложили и количественно анализировали Мухин и Мороз [13, 14]. Лишь
позднее ее стали рассматривать западные авторы [15, 16] - без ссылок на
наши работы. Напомним, что парниковый эффект играет огромную роль в
формировании климата современной Земли, поддерживая среднюю температуру ее
поверхности на 38 градусов выше эффективной (т.е. соответствующей
равновесию планетарного уходящего и солнечного приходящего излучения). На
современном Марсе парниковый эффект тоже есть, но гораздо более слабый,
всего около 4 градусов.

Пока что теоретические построения моделей ранних атмосфер все ещё
носят умозрительный характер. Данные о приповерхностных слоях Марса,
которые будут получены с помощью геофизических зондирований, позволят
продвинуться дальше в решении этого вопроса. Особый интерес представляет
поиск углерода и его соединений в наружных слоях Марса.


Космогонический аспект

Считается, что исследования Марса внесут крупный вклад в решение
космогонической проблемы [17]. Марс является одной из планет земной группы
(Меркурий, Венера, Земля, Марс и не состоявшаяся планета - пояс
астероидов). По массе он в 10 раз меньше Земли, хотя по оценке
распределения не летучей компоненты (силикаты, железо, никель) в Солнечной
системе должен был бы превосходить по массе Землю примерно в два раза.
Малая масса Марса объясняется эффектом Юпитера.

Из планет Солнечной системы первым образовался Юпитер, хотя объяснить
это обстоятельство пока не удается. Благодаря мощному гравитационному полю
ранний Юпитер разбросал оставшиеся прототела из своей зоны питания. Эти
прототела, а также резонансные взаимодействия разрушили зону питания
планеты, которая могла сформироваться в поясе астероидов, и сильно
уменьшили количество прототел в зоне питания молодого Марса, приостановив
его рост. Именно поэтому масса Марса оказалась на порядок меньше. Мы знаем,
что сильно кратерированное южное полушарие Марса является очень древним.
Поэтому не исключено, что возраст древнейших пород марсианской коры
позволит оценить сверху время формирования Юпитера - важнейшего
неизвестного параметра в современной космогонии.

Влияние Юпитера привело к перемешиванию прототел из различных зон
питания растущих планет земной группы; в этом смысле образование Земли и
Марса было многокомпонентным. На основе анализа картины распространенности
элементов в мантии Земли и в SNC метеоритах была выдвинута идея о том, что
планеты земной группы сформировались из планетезималей с разной степенью
окисленности. В работе [18], как первое приближение, была предложена
двухкомпонентная модель аккумуляции планет земной группы, состав которых
рассматривается, как некоторая смесь компонент «А» и «Б» (подробнее в [1]).
В компоненте «А» вещество сильно восстановлено. Прототела, состоящие из
компоненты «А», заполняли зону питания формирующейся Земли. В компоненте
«Б» вещество сильно окислено и содержит все элементы, включая летучие, с
отношениями, как у метеоритов класса С1. Из компоненты «Б» состояли
прототела зоны, где в настоящее время расположен пояс астероидов.

Было сделано заключение [18] о том, что компоненты «А» и «Б» в Марсе
смешаны в отношении 60:40, а в Земле - 85:15, и аккумуляция Марса шла почти
однородно, в противоположность химически неоднородной аккумуляции Земли. В
работе [19] было показано, что именно в модели внутреннего строения Марса
должна ярче всего проявиться двухкомпонентность.



Модель внутреннего строения Марса

При исследовании планет центральной задачей геофизики является
построение модели внутреннего строения. На первых шагах разрабатывается
сферически симметричная модель, когда плотность ( (r) и давление p (r)
зависят только от радиуса. Для ответа на самые сложные вопросы необходимо
будет построить региональные модели наружных слоев Марса.

Модель внутреннего строения Земли построена с помощью сейсмических
данных. Для определения вещественного состава недр используются данные о
составе коры, ксенолитов - образцов мантии вынесенных вулканическими лавами
на поверхность Земли, и данными, полученными в лабораториях под давлениями,
при которых определяются физические параметры горных пород в условиях
соответствующих недрам планеты.

Для Марса сейсмические данные отсутствуют, и для их получения
потребуется создание обширной сейсмической сети на поверхности планеты. В
настоящее время исходным пунктом построения модели внутреннего строения
является химическая модель планеты, предложенная Вэнке и Дрейбус (ВД
модель) [18].

В работе [20] был построен набор моделей внутреннего строения Марса
удовлетворяющих данным о средней плотности (0 = 3.94 г/см3 и приведенном
моменте инерции планеты (I), который удалось определить в последнее время в
результате космической миссии «Марс Пасфайндер» [21], I = (A+B+C)/3*M*R2 =
0.3658 ( 0.0017, где А и В - главные экваториальные, а С - полярный моменты
инерции, М = 6.43(1026 г - масса, R=3390 км - средний радиус планеты.
Глобальная модель получилась путем соединения модели коры из [22], модели
силикатной мантии [23] и модели ядра [19]. В будущем, когда будут получены
данные, которые позволят детализировать модели коры, силикатной мантии и
ядра, каждая из этих моделей сможет быть использована для ответа на ряд
фундаментальных вопросов. Модель коры должна дать ответ на содержание в ней
воды и карбонатов и, таким образом, приблизить нас к решению проблемы
ранней плотной атмосферы состоящей из СО2 и Н2О, обеспечивающих парниковый
эффект и теплый, влажный климат на Марсе в период до 3.8(3.5 млрд. лет тому
назад. Модели мантии и ядра позволят конкретизировать космогонический
процесс при образовании планет земной группы и понимание геологической
истории Марса, модель ядра должна объяснить генерацию магнитного поля на
раннем Марсе, причем ядро, судя по огромным значениям полосовых магнитных
аномалий, должно было находиться в состоянии развитой конвекции. Пробная
модель внутреннего строения Марса, удовлетворяющая всем имеющимся на
сегодня данным наблюдений, показана на рис. 2.

Основной вопрос, по которому в настоящее время идет дискуссия, это
насколько космогоническая модель дающая массовое отношение Fe/Si = 1.71,
может соответствовать современным моделям внутреннего строения планеты.
Крупный шаг вперед будет сделан тогда, когда из наблюдений с хорошей
точностью будет определен радиус ядра планеты. Хотя, практически никто, не
сомневается, что ядро Марса жидкое, это также требует наблюдательной
проверки.

В космическом центре JPL (США) построена модель гравитационного поля
Марса, «Mars 50с», в которой разложение гравитационного потенциала планеты
по сферическим функциям доведено до 50-ой гармоники [24]. В модели «Mars
50c» пики гравитационных аномалий 2387, 1646, 1221 и 1547 миллигал
относятся к гигантским щитовым вулканам Olympus, Arsia, Pavonis и Ascraeus,
соответственно, (1 гал = 1 см/с2). Наибольшие гравитационные аномалии на
Земле порядка 100 миллигал. Гигантские, по земным меркам, значения
гравитационных аномалий Марса указывают на то, что планета имеет мощную
литосферу, по оценкам ~ 500 км, которая выдерживает нагрузки от этих
структур. Наружный слой Марса является достаточно холодным. Этот результат
можно рассматривать как косвенное указание на то, что начальное развитие
Марса прошло через стадию «океана магмы», во время которой произошло
заметное обеднение содержания мантии радиоактивными источниками тепла из-за
выноса последних в кору.

В настоящее время информационное обеспечение науки о Марсе основано на
данных о поверхности планеты и её атмосфере. Ценность данных о
гравитационном поле многократно возрастет после сейсмических просвечиваний
планетных недр. Таким образом, геофизические зондирования (сейсмические,
электромагнитные) добавят третье измерение к имеющимся данным. Как
кульминация, исследований Марса с помощью автоматов, экспедиция к Марсу с
участием человека позволит провести эксперименты с активной и пассивной
сейсмикой, электромагнитные зондирования, бурение и измерение теплового
потока, что позволит приступить к построению вещественных моделей наружных
слоев планеты и реальной гидрогеологической модели криолитосферы. Детальный
отбор образцов из осадочных слоев также будет иметь принципиальное
значение.


Многообразие марсианской проблематики.

Изучение Марса представляет наибольший интерес с позиций сравнительной
планетологии (геофизика, геохимия, экзобиология, физика атмосферы, история
климата). Марс - планета, наиболее похожая на Землю. Но есть важные
отличия. Кроме того, что Марс меньше по массе и размеру, многое различается
в характеристиках коры, поверхности и атмосферы, в истории воды на планете.
Относительно геологических процессов можно сказать, что на Марсе они
исключительно разнообразны, а сама поверхность весьма региональна, так что
ее изучение позволит обогатить геологические аспекты сравнительной
планетологии. На поверхности Марса выделяется область Фарсиды, приподнятая
на 4 км и занимающая около 15 % площади планеты (рис. 1В). На Фарсиде
расположены гигантские щитовые вулканы, один из которых - Олимп (рис. 3) -
является крупнейшим в Солнечной системе. Поверхность характеризуется
дихотомией: южное полушарие, более древнее и испещренное кратерами,
приподнято, а северное покрыто равнинами и несколько опущено. В промежутке
расположена обширная переходная зона. От Фарсиды на восток протягивается
гигантская рифтовая система - Долина Маринеров.




Большой прогресс в изучении марсианской топографии и поверхности был
достигнут при помощи лазерного альтиметра и фотографической камеры высокого
разрешения на борту космического аппарата «Марс Глобал Сервейер», которые
обнаружили то, что слоистость верхней коры является общим свойством планеты
(в долине Маринеров она прослеживается до глубины ~ 10 км).

Можно сделать общий вывод, что в отличие от Земли, развивающейся в
режиме тектоники плит, развитие Марса происходит в режиме плюмовой
тектоники. Один гигантский мантийный плюм создал Фарсиду, а другой, менее
мощной, область Элизиума. Считается, что возникновение тектоники плит на
Земле связано с наличием воды. На Марсе, в отличие от Венеры, также есть
вода, но, тем не менее, развитие планеты пошло, скорее всего, по линии
тектоники плюмов, а не плит. Несомненно, изучение Марса внесет важный вклад
в понимание механизма возникновения тектоники плит на Земле.

Причиной пониженного уровня северного полушария может быть то, что
ранний плейт-тектонический процесс, локализованный в северном полушарии,
затормозился из-за недостатка энергии в недрах планеты и ее охлаждения. Эта
гипотеза, предложенная в [25] Слипом, критиковалась в [26], так что вопрос
остался пока нерешенным. На Марсе, несомненно, будут сделаны крупные
неожиданные открытия. Одно из них получено космическом аппарате «Марс
Глобал Сервейор» и касается характеристик собственного магнитного поля
планеты. Результаты предшествующих измерений (на наших космических
аппаратах «Марс-3», «Марс-5», «Фобос-2») было трудно интерпретировать, хотя
и был сделан вывод о том, что планета имеет некоторое, хотя и слабое
собственное магнитное поле. Трудности были связаны с тем, что наши
искусственные спутники работали на эллиптических орбитах с высоким
перицентром. «Марс Глобал Сервейор» был выведен на почти круговую и более
близкую к поверхности орбиту. Проведенные на нем магнитные измерения [27,
28] подтвердили, что собственное магнитное поле у Марса есть, но оно не
является дипольным и состоит из локальных очагов. Самые сильные из них (с
напряженностью до 1500 гамм) расположены в южном полушарии. Это своего рода
магнитные полосы, которые протягиваются, примерно, с востока на запад,
причем, соседние полосы намагничены в противоположных направлениях. Всего
обнаружено 5-6 таких пар. Такую же магнитную структуру обнаруживает
океаническое дно Земли, что связано с переполюсовками земного магнитного
поля и раздвижением океанического дна по механизму тектоники плит. На Земле
по мере удаления от срединно-океанических хребтов, возраст океанического
дна возрастает. Датировка магнитных полос на Марсе отсутствует. Механизм
образования полос не ясен, хотя можно ожидать, что они свидетельствуют о
каких то важных процессах происходивших на Марсе в первые 0.5 млрд. лет,
когда в жидком (по крайней мере, тогда) ядре планеты генерировалось
собственное магнитное поле.

На Марсе имеется ряд других крупных геологических структур разных
масштабов: гигантские кратерные бассейны, полярные шапки. Особый интерес с
точки зрения более поздних эволюционных процессов представляют проявления
флювиальных и карстовых процессов, переноса вещества ветром, полярные
слоистые образования.

Атмосфера Марса состоит на 95 % из двуокиси углерода. Давление у
поверхности близко к тройной точке воды - 6.1 мб. И это, возможно, не
случайное совпадение [29]. Открытые водоемы не могут существовать на Марсе,
однако вода на планете имеется: следы водяного пара в атмосфере, вода,
адсорбированная реголитом, кристаллизационная вода в породах, водный лед в
полярных шапках (имеется в виду, их квази-постоянная часть), вечная
мерзлота и, возможно, при определенных условиях (наиболее теплые области в
теплое время суток, соляные добавки) жидкая вода в грунтовых порах.
Несмотря на то, что вода на Марсе «спрятана», ее роль в современной жизни
планеты весьма значительна: она даже может служить регулятором,
поддерживающим содержание двуокиси углерода в атмосфере на постоянном
уровне.

Однако ряд особенностей современной поверхности планеты указывает на
то, что были эпохи, когда вода играла еще большую роль: разветвленные
долины, весьма напоминающие русла высохших рек (вади) являются наиболее
ярким примером. Гипотеза о более теплом древнем Марсе с открытыми водоемами
- реками (см. рис. 4), озерами, может быть, даже морями - и с более мощной
атмосферой (на что указывает ее изотопный состав) обсуждается уже более
двух десятилетий, она кажется почти неизбежной, однако многие вопросы с ней
связанные еще ждут ответа [12, 30]:
(а) каковы запасы воды на Марсе,
(б) как они распределяются между разными резервуарами (реголит, вечная
мерзлота и т.д.), разными широтными зонами, геологическими
провинциями),
(в) как менялось это распределение со временем (история воды),
(г) действительно ли была и если да, то как давно началась и закончилась
эпоха теплого и влажного климата на Марсе,
(д) была ли она однократным событием или повторялась?

В сущности, речь идет о том, что на Марсе произошла некогда глобальная
экологическая катастрофа. Учитывая те изменения в климате Земли, которые
происходят на наших глазах вследствие вмешательства индустриальной
цивилизации и явно несут Земле угрозу глобальной экологической катастрофы,
чрезвычайно важно понять, как и почему это случилось с Марсом. Здесь
невозможно ничего сделать при помощи какого-то однократного космического
эксперимента. Только длительная серия экспедиций разного типа (посадочные
аппараты - стационарные и подвижные, спутники, миссии с доставкой вещества
и, наконец, - крупномасштабные экспедиции с участием человека, позволит
накопить сведения, необходимые для воссоздания климатической истории Марса.
Это долгий и трудный процесс, требующий объединения усилий многих стран.

С проблемой запасов воды, истории климата и иссушения тесно связано
строение наружного пористого слоя планеты толщиной 8-10 км. Эта задача
будет решаться при помощи геофизических измерений in situ (сейсморазведка,
электромагнитное зондирование, измерения теплового потока, бурение) и
длинноволновой радиолокации со спутника. Прогнозируется, что запас воды на
Марсе может составлять от 100 до 500 м (имеется в виду равномерный слой
воды, порывающей всю планету).

Строение наружных слоев Марса не является горизонтально однородным.
Установление локальной структуры в местах посадки геофизических станций
может затем использоваться при создании глобальной модели криолитосферы
планеты в виде реперных точек.

Понять историю марсианского климата невозможно, не поняв его
современное состояние. Значительная по массе доля марсианской атмосферы
проходит через процессы конденсации (осенью) и испарения (весной) двуокиси
углерода в сезонных полярных шапках.

Это сопровождается сильным меридиональным переносом. Некоторое (и
возможно значительное) количество двуокиси углерода не участвует в
настоящее время в этих сезонных процессах, т.к. не успевает, по-видимому,
испариться в одной из полярных шапок (северной), другая часть адсорбирована
реголитом. При изменениях наклонения экватора, распределение двуокиси
углерода между газовой и твердой фазой может измениться. Парниковый эффект
на Марсе может значительно увеличиться при соответствующем изменении
соотношения фаз.

Здесь прослеживается возможная аналогия со сменами периодов оледенений
и потеплений на Земле.

На Марсе и на Земле большое влияние на формирование климата имеет
атмосферный аэрозоль. На Марсе периодически это влияние резко усиливается -
во время прохождения им перигелия. Часто, но не всегда, в этот период
возникают глобальные пыльные бури, не имеющие аналогов на Земле в
современную эпоху. Однако на Земле в пустынях бывают локальные пыльные
бури. Перенос пыли ветром играет большую роль на обоих планетах,
способствуя росту пустынь на Земле. На Марсе явления такого типа выражены
более резко, поэтому их изучение может оказаться полезным для понимания
механизмов и прогнозов изменения облика земных континентов. Пустыня Сахара,
как известно, не всегда была пустыней.

Разработка моделей общей циркуляции атмосферы Марса и Земли проводится
на основании одних и тех же или близких подходов и методов. Отсутствие
океанов на Марсе делает его несколько более простым и очень полезным
объектом для решения задач такого рода. Накопление данных о динамике
атмосферы Марса создает независимую базу для проверки подходов и методов
«земной» динамической метеорологии являющейся основой досрочных прогнозов
погоды.

Некоторые характеристики циркуляции марс